Evolution of the transitional millisecond pulsar PSR J1023+0038 from Aqueye+ and NICER observations

Resumo Técnico: Evolução do Pulsar de Milissegundo Transicional PSR J1023+0038

1. Problema e Contexto
Os pulsares de milissegundos transicionais (tMSPs) são estrelas de nêutrons antigas e de rotação rápida que alternam entre dois regimes de emissão: pulsares de rádio alimentados por rotação e pulsares de raios-X alimentados por acreção. O mecanismo físico responsável pelas pulsações ópticas e de raios-X nestes objetos permanece um tópico de debate. Um modelo proeminente sugere que essas pulsações originam-se de emissão síncrotron gerada por choques na interação entre o vento do pulsar e o disco de acreção.
O artigo foca no PSR J1023+0038, o único tMSP conhecido que exibe pulsações detectáveis tanto no UV/óptico quanto em raios-X. O estudo visa:

• Investigar a evolução recente do sistema binário (até 2023), monitorando a variação no tempo de passagem pelo nó ascendente ($T_{asc}$).
• Medir com precisão o atraso de fase (phase lag) entre os pulsos ópticos e de raios-X para validar o mecanismo de emissão comum.

2. Metodologia
Os autores realizaram uma análise de temporização combinando dados ópticos e de raios-X:

• Dados Ópticos: Observações realizadas entre 2021 e 2023 com o contador de fótons rápidos Aqueye+, instalado no telescópio Copernicus (1,82 m) em Asiago, Itália. Foram analisados quatro períodos de observação (janeiro de 2021, janeiro-fevereiro de 2022, janeiro e dezembro de 2023).
• Dados de Raios-X: Observações simultâneas realizadas em 2023 pelo telescópio espacial NICER (Neutron star Interior Composition Explorer).
• Processamento de Dados:
  • Os tempos de chegada dos fótons foram corrigidos para o baricentro do Sistema Solar (usando o pacote TEMPO2 e efemérides JPL DE405).
  • As séries temporais foram corrigidas para o movimento orbital da binária.
  • Foi realizada uma busca por "dobramento de época" (epoch folding) para determinar o melhor valor de $T_{asc}$ e o período de rotação ($P_{spin}$) para cada noite de observação.
  • Os perfis de pulso foram ajustados com uma soma de dois harmônicos senoidais relacionados mais uma constante.
  • O atraso temporal entre os pulsos ópticos e de raios-X foi medido utilizando dados simultâneos de janeiro de 2023.

3. Contribuições Principais

• Nova Medição de $T_{asc}$: Fornecimento de medições atualizadas da variação no tempo de passagem pelo nó ascendente para os anos de 2021, 2022 e 2023, integrando-os a dados históricos desde 2017.
• Solução de Temporização (2021): Derivação de uma nova solução de temporização detalhada para o conjunto de dados de janeiro de 2021, incluindo a frequência de rotação e o período.
• Medição de Atraso de Fase: Determinação precisa do atraso temporal entre os pulsos ópticos e de raios-X em regime de alta atividade (high-mode), utilizando observações simultâneas.
• Modelagem Evolutiva: Proposição de um cenário evolutivo consistente com a variação observada em $T_{asc}$, focando na transferência de massa não conservativa.

4. Resultados

• Evolução de $T_{asc}$: A variação no tempo de passagem pelo nó ascendente mostra um aumento de aproximadamente 20 segundos por ano. Ao ajustar os dados desde 2017, observa-se uma tendência parabólica clara e bem definida. Isso indica um aumento contínuo no período orbital e na separação orbital do sistema.
• Atraso de Fase (Phase Lag): Em janeiro de 2023, foi medido um atraso de fase de 0,067 ± 0,018 (equivalente a 112,3 ± 30,7 µs) entre os pulsos ópticos e de raios-X. Este valor é consistente com medições anteriores e confirma que os pulsos ópticos são atrasados em relação aos de raios-X.
• Cenário de Transferência de Massa: A análise dinâmica sugere que o sistema não está evoluindo através de uma transferência de massa conservativa. O aumento do período orbital é consistente com um cenário de transbordo do lóbulo de Roche não conservativo, onde a estrela doadora interage com o vento do pulsar. A taxa de perda de massa da doadora é muito superior à taxa de acreção no pulsar (estimada em $\sim 4,22 \times 10^{14}$ g/s), com a maior parte da massa sendo ejetada do sistema após ser chocada pelo vento do pulsar.
• Mecanismo de Emissão: A similaridade morfológica dos pulsos e o pequeno atraso de fase corroboram o modelo de "vento listrado" (striped wind), onde a emissão óptica e de raios-X origina-se na mesma região: choques formados quando o vento relativístico do pulsar encontra o disco de acreção, produzindo radiação síncrotron.

5. Significado
Este trabalho fornece evidências robustas para a compreensão da evolução de longo prazo de sistemas binários contendo pulsares de milissegundos transicionais.

• A confirmação de uma tendência parabólica em $T_{asc}$ desde 2017 solidifica o entendimento de que o sistema está se expandindo devido à perda de massa e momento angular não conservativa, desafiando modelos de acreção conservativa.
• A medição precisa do atraso de fase reforça a hipótese de um mecanismo de emissão comum (síncrotron por choque) para as bandas óptica e de raios-X, validando modelos teóricos recentes sobre a interação vento-disco.
• O estudo destaca a importância da monitorização contínua desses sistemas para traçar a história rotacional dos pulsares e a dinâmica de interação entre ventos de pulsares e discos de acreção.